Можливе поглинання Меркурія і Венери та невизначена перспектива Землі
Життя після головної послідовності
Зірки, подібні до Сонця, більшу частину життя проводять у головній послідовності, спалюючи водень у ядрі. Для Сонця ця стабільна фаза триватиме близько 10 млрд років, з яких уже минуло приблизно 4,57 млрд. Однак, коли в зірці масою близько 1 Сонячної маси вичерпується ядерний водень, починається перелом у еволюції зірки: запалюється горіння водню в оболонці, і зірка переходить у стан червоної гігантської. У такому випадку радіус зірки може збільшитися в кілька десятків або навіть сотень разів, її яскравість значно зростає, і умови для найближчих планет кардинально змінюються.
У нашій Сонячній системі Меркурій, Венера і, можливо, Земля безпосередньо відчують таке збільшення радіуса Сонця. Через це ці планети можуть бути знищені або сильно деформовані. Фаза червоного гіганта — вирішальний етап для розуміння остаточної долі внутрішніх планет. Далі детальніше розглядається, як змінюється внутрішня структура Сонця, чому зірка роздувається до червоного гіганта і що це означає для орбіт, клімату та виживання Меркурія, Венери і Землі.
2. Зміни після головної послідовності: горіння водню в оболонці
2.1 Вичерпання ядерного водню
Приблизно через 5 млрд років подальшого синтезу водню в ядрі Сонця не вистачить центрального водню. Тоді відбувається:
- Стискання ядра: Ядро, насичене гелієм, стискається через гравітацію і нагрівається ще більше.
- Оболонка водневого горіння: Водневий шар навколо ядра, збагаченого гелієм, нагрівається і продовжує генерувати енергію.
- Розширення зовнішнього шару: Через більший викид енергії зовнішня частина зірки розширюється, і радіус значно збільшується, температура поверхні знижується («червоний» колір).
Ці процеси позначають початок гілки червоного гіганта (RGB), яскравість зірки різко зростає (до кількох тисяч разів більшою, ніж зараз), хоча температура поверхні падає від нинішніх ~5800 K до значно холоднішого «червоного» діапазону [1], [2].
2.2 Тривалість і збільшення радіуса
Гілка червоного гіганта зазвичай триває кілька сотень мільйонів років, для зірки з масою, подібною до Сонця – значно менше, ніж головна послідовність. Моделі показують, що радіус Сонця може розширитися приблизно у 100–200 разів більше за теперішній (~0,5–1,0 а.о.). Кінцеві межі роздування залежать від втрати маси зіркою та часу займання гелію.
3. Сценарії поглинання: Меркурій і Венера
3.1 Припливні взаємодії та втрата маси
У міру розширення Сонця починається втрата маси, викликана зоряним вітром. Крім того, між роздутною атмосферою Сонця та внутрішніми планетами панують припливні взаємодії. Результати можуть бути розпад орбіти або, навпаки, дещо більшим віддаленням: втрата маси послаблює тяжіння (тому орбіти можуть розширюватися), але якщо планета потрапляє в атмосферу зірки, припливне тертя тягне її всередину. Основні фактори:
- Втрата маси: Гравітаційна сила Сонця зменшується, тому орбіти можуть розширюватися.
- Припливне тертя: Якщо планета потрапляє в атмосферу зірки, тертя її гальмує, і вона спірально опускається всередину Сонця.
3.2 Доля Меркурія
Меркурій, будучи найближчим до Сонця (~0,39 а.о.), майже безсумнівно буде поглинений на фазі червоного гіганта. Більшість моделей еволюції Сонця показують, що роздуте фотосфера Сонця зможе досягти або навіть перевищити орбіту Меркурія, а припливні сили далі «осаджуватимуть» Меркурій у атмосферу Сонця. Це маленька планета (маса ~5,5 % від Землі) і вона не має достатньо інерції, щоб протистояти тягнучій силі в глибокій роздутій атмосфері [3], [4].
3.3 Венера: ймовірне поглинання
Венера, що рухається приблизно на відстані ~0,72 а.о., також, ймовірно, буде поглинена. Хоча втрата маси зірки дещо змінює орбіти назовні, навряд чи цього буде достатньо, щоб зберегти Венеру на відстані 0,72 а.о., особливо коли радіус червоного гіганта може досягати ~1 а.о. Припливні взаємодії можуть спірально наближати Венеру до Сонця, поки воно її не знищить. Навіть якщо гіпотетично Венера не буде повністю поглинена, вона зазнає неймовірного нагрівання, втратить атмосферу і буде повністю стерилізована.
4. Невизначена доля Землі
4.1 Радіус червоного гіганта і орбіта Землі
Земля, що знаходиться приблизно на відстані ~1,00 а.о., перебуває на межі або трохи за межею, яку, за моделями, може досягти максимально роздуте Сонце (~1,0–1,2 а.о.). Якщо ця межа буде близько ~1 а.о., існує загроза часткового або повного поглинання. Однак є важливі нюанси:
- Втрата маси: Якщо Сонце втратить значну масу (~20–30 % початкової), орбіта Землі може розширитися до ~1,2–1,3 а.о.
- Припливні взаємодії: Якщо Земля зануриться у зовнішню частину атмосфери Сонця, тертя може перевищити ефект розширення орбіти.
- Властивості оболонки: Щільність атмосфери зірки приблизно на відстані ~1 а.о. можливо буде низькою, але може бути недостатньо низькою, щоб захистити Землю від гальмівної сили.
Отже, виживання Землі залежить від втрати маси, що має тенденцію виштовхувати орбіту назовні, і від припливного тертя, що тягне її всередину. Деякі моделі показують, що Земля може залишитися трохи за межами роздутого фотосфери, але буде приречена на спеку; інші – що вона буде знищена [3], [5].
4.2 Умови, якщо Земля уникне поглинання
Навіть якщо Земля залишиться не поглинутою, ще задовго до найбільшого розширення червоного гіганта умови на нашій планеті стануть непридатними для життя. Зі збільшенням яскравості Сонця підвищиться температура поверхні, випаруються океани, утвориться неконтрольований парниковий ефект. Після фази гіганта залишиться лише частково або повністю розплавлена земна кора, а сильний вітер червоного гіганта, можливо, знесе атмосферу.
5. Горіння гелію та подальші стадії: AGB, планетарна туманність, стадія білої карликової зірки
5.1 Гелієвий «спалах» і горизонтальна гілка
Коли в ядрі червоного гіганта температура досягає ~100 млн. K, спалахує синтез гелію («три альфа» процес); іноді це відбувається раптово («гелієвий спалах»), якщо ядро є електронно виродженим. Тоді зірка перебудовується у дещо компактніший стан «горіння гелію» (так звана горизонтальна гілка). Ця фаза триває відносно недовго (~10–100 млн. років). Проте будь-яка близька планета, що залишилася, весь цей час все одно зазнаватиме дуже великого теплового навантаження.
5.2 AGB: асимптотична гілка гігантів
Після виснаження гелію в ядрі зірка переходить у стадію AGB, в якій одночасно в оболонках горить гелій і водень навколо вже вуглець-кисневого ядра. Зовнішні шари ще більше розширюються, а термічні імпульси викликають інтенсивну втрату маси і формують величезну, але розріджену атмосферу зірки. Цей етап дуже короткий (кілька млн. років). Якщо якийсь залишок планети ще існує, його вплине сильний зоряний вітер, потенційно ще більше дестабілізуючи орбіту.
5.3 Утворення планетарної туманності
Викинуті зовнішні шари, під впливом інтенсивного УФ-випромінювання від гарячого ядра, утворюють планетарну туманність – короткочасну світну газову оболонку. Протягом десятків тисяч років ця туманність розсіюється. Спостерігачі бачать це як кільцеву або бульбашкову світну хмару навколо центральної зірки. На останній стадії зірка перетворюється на білу карликову зірку, коли туманність згасає.
6. Залишок білої карликової зірки
6.1 Виродження ядра та склад
Після стадії AGB залишається щільне ядро білої карликової зірки, що складається переважно з вуглецю та кисню (~1 маса Сонця для зірки). Його утримує електронний вироджений тиск, подальший синтез не відбувається. Типова маса білої карликової зірки ~0,5–0,7 M☉. Радіус об'єкта подібний до Землі (~6 000–8 000 км). Спочатку температура дуже висока (десятки тисяч K), а згодом вона повільно знижується протягом мільярдів років [5], [6].
6.2 Охолодження протягом космічного часу
Білий карлик випромінює залишкову теплову енергію. Протягом десятків чи сотень мільярдів років він темніє, згодом перетворюється на майже невидимий «чорний карлик». Таке охолодження триває дуже довго, довше, ніж нинішній вік Всесвіту. У кінцевому стані зоря є інертною – без синтезу, просто холодним «обвугленим» ядром у космічній темряві.
7. Огляд тривалості
- Головна послідовність: близько 10 млрд років для зорі масою 1 Сонячна маса. Сонце вже близько 4,57 млрд років на цій стадії, отже залишилось близько 5,5 млрд років.
- Фаза червоного гіганта: Триває близько 1–2 млрд років, включає горіння водневого шару, гелієвий спалах.
- Гелієве горіння: Короткий стабільний період, що може тривати кілька сотень мільйонів років.
- AGB: Термічні імпульси, сильна втрата маси, що триває кілька мільйонів років або менше.
- Планетарна туманність: приблизно кілька десятків тисяч років.
- Стадія білого карлика: Невизначено довге охолодження протягом еонів, зрештою – темний «чорний карлик» (якщо Всесвіт існуватиме достатньо довго).
8. Вплив на Сонячну систему та Землю
8.1 Ослаблення умов
Ще приблизно через ~1–2 млрд років поточна яскравість Сонця зросте приблизно на 10 %, тому океани та біосфера Землі почнуть зникати через посилення парникового ефекту, задовго до стадії червоного гіганта. З геологічної точки зору це означає, що придатність Землі для життя має свій термін дії. Теоретично (дуже далекі ідеї майбутнього) технологічні цивілізації могли б спробувати змінити орбіту планети або «відрізати» частину маси зорі («зореліт» – це чиста спекуляція), щоб уповільнити ці зміни.
8.2 Зовнішня Сонячна система
Починаючи зі стадії AGB і втрачаючи частину маси Сонця, гравітаційне тяжіння слабшає. Зовнішні планети можуть віддалятися або ставати нестабільно розташованими. Деякі карликові планети чи комети можуть розпорошитися. Зрештою, білий карлик із кількома залишковими далекими планетами – це можливий фінальний етап Сонячної системи, залежно від того, як втрата маси та припливи (або інші збурення) вплинуть на їхні орбіти.
9. Аналогії спостережень
9.1 Червоні гіганти та планетарні туманності в Чумацькому Шляху
Астрономи спостерігають червоні гіганти і AGB зорі (такі як Арктур, Міра) та планетарні туманності (наприклад, туманність Кільце (Ring) чи Спіраль (Helix)), які показують, як у майбутньому виглядатиме Сонце. Ці об'єкти в реальному часі надають дані про розширення зовнішніх шарів, термічні імпульси та утворення пилу. Порівнюючи масу зірок, металічність і стадію еволюції, встановлюють, що зоря масою близько 1 Сонячної маси еволюціонує подібно до прогнозів для Сонця.
9.2 Білі карлики та їх уламки
Дослідження білих карликів показують, як можуть виглядати залишки після знищення планет. У деяких білих карликах виявляють «металеві забруднювачі» – ймовірно, зруйновані астероїди або малі планети. Це безпосередньо свідчить про те, що може статися з рештою тіл Сонячної системи – вони можуть бути поглинуті білим карликом або залишитися на віддалених орбітах.
10. Висновок
Фаза червоного гіганта є важливим переходом для зірок, подібних до Сонця. Вичерпавши ядерний водень, зірка сильно розширюється, ймовірно поглинаючи Меркурій і Венеру, тоді як доля Землі залишається невизначеною. Навіть якщо Земля якимось чином уникне повного занурення в атмосферу зірки, вона перетвориться на пекло через інтенсивне нагрівання та умови зоряного вітру. Після кількох стадій оболонкового згоряння наше Сонце еволюціонує у білого карлика, навколо якого залишаться лише розсіяні хмари викинутих шарів. Такий розвиток характерний для зірок приблизно з масою Сонця, демонструючи «цикл» життя зірки – від формування і синтезу до розширення і, зрештою, стиснення у вироджену залишкову структуру.
Астрофізичні спостереження (червоних гігантів, білих карликів та систем екзопланет) підтверджують цей теоретичний шлях еволюції і дозволяють передбачити, як кожна стадія вплине на планетні орбіти. З сучасної перспективи на Землі це – короткочасний етап у космічних масштабах, а неминуче майбутнє червоного гіганта підкреслює, що придатність планет для життя є тимчасовим даром. Розуміння цих процесів дозволяє краще оцінити крихкість усієї Сонячної системи та величну еволюцію тривалістю у кілька мільярдів років.
Nuorodos ir tolesnis skaitymas
- Sackmann, I.-J., Boothroyd, A. I., & Kraemer, K. E. (1993). “Наше Сонце. III. Сучасність і майбутнє.” The Astrophysical Journal, 418, 457–468.
- Schröder, K.-P., & Smith, R. C. (2008). “Віддалене майбутнє Сонця і Землі переглянуто.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 386, 155–163.
- Rybicki, K. R., & Denis, C. (2001). “Про остаточну долю Землі та Сонячної системи.” Icarus, 151, 130–137.
- Villaver, E., & Livio, M. (2007). “Чи можуть планети вижити під час зоряної еволюції?” The Astrophysical Journal, 661, 1192–1201.
- Althaus, L. G., Córsico, A. H., Isern, J., & García-Berro, E. (2010). “Еволюція білих карликів.” Astronomy & Astrophysics Review, 18, 471–566.
- Siess, L., & Livio, M. (1999). “Чи поглинаються планети своїми зорями-хазяями?” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 304, 925–930.